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Sciences > Introduction à la Relativité Générale - Déclin de l'orbite d'un pulsar double


 
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Déclin de l'orbite d'un pulsar double

La meilleure vérification expérimentale de l'existence des ondes gravitationnelles est sans nul doute l'étude faite depuis 1974 sur les variations de l'orbite du pulsar double PSR 1913+16. Celui-ci fut découvert dans notre galaxie par Russel Hulse et Joseph Taylor grâce au radio télescope situé dans l'île de Puerto Rico.

Émission radio d'un pulsar

Un pulsar est une étoile à neutrons qui tourne très rapidement sur elle-même. Le champ magnétique du pulsar est très intense en forme de dipôle. La rotation de ce champ magnétique engendre des champs électriques qui arrachent des particules chargées aux calottes polaires de l'étoile à neutrons. Ces particules subissent une accélération conduisant à une émission radio sous forme de deux faisceaux d'une ouverture d'environ 10 degrés, ancrés aux pôles magnétiques. Si l'un des deux faisceaux est orienté de telle sorte qu'il croise la Terre, un radiotélescope le détecte comme une suite d'impulsions régulières à la fréquence qui correspond à la vitesse de rotation du pulsar.

On a mesuré les vitesses de rotation d'environ 600 pulsars connus dans les années 1990. Ils tournent entre 640 tours par seconde et un quart de tour, du plus rapide au plus lent. Le chronométrage des pulsars consiste à mesurer précisément les temps d'arrivées des impulsions reçues par un radiotélescope. Ces mesures ont montré que les pulsars ralentissent lentement et que l'énergie perdue est convertie essentiellement en radiation aux fréquences radio comprises entre 100 et 1000 mégahertz.

Pulsars binaires

Les pulsars binaires sont formés de deux étoiles à neutrons en orbite très excentriques avec une période de révolution de quelques heures ; par exemple, les pulsars binaires PSR 1534+12 et PSR 1913+16 ont respectivement pour période 10 et 8 heures.

Un tel système binaire perd de l'énergie sous forme de radiation gravitationnelle attestée par la diminution de la période orbitale mesurée par chronométrage. De plus, les mesures de chronométrage permettent de détecter l'avance du périastre de l'orbite. Cette avance est de 4.22 degrés par an, ce qui est énorme comparé aux mêmes phénomènes dans le système solaire puisque l'avance du périhélie de Mercure n'est que d'environ 43 secondes par siècle.

La dilatation du temps dûe à la courbure de l'espace-temps associée au fort potentiel gravitationnel des deux étoiles est une autre vérification expérimentale de la relativité générale. Le potentiel gravitationnel d'un pulsar est en effet énorme car une étoile à neutron ayant une masse égale à celle du Soleil, dont le rayon est d'environ 700 000 km à l'équateur, est confinée dans une sphère de seulement 10 km de rayon. La masse volumique au coeur d'une étoile formée d'un superfluide de neutrons dépasse 100 millions de tonnes par centimètre cube et peut peut-être atteindre une densité cent fois plus importante au centre de l'étoile s'il est formé d'un fluide de quarks.

Pulsar binaire PSR 1913+16

L'enregistrement des impulsions envoyées par le pulsar PSR 1913+16 a été réalisé depuis 1974. En étudiant les petites variations des impulsions enregistrées durant 15 années, différents phénomènes relativistes en ont été déduits, en particulier la vérification de l'existence d'ondes gravitationnelles.

Les différents paramètres du pulsar binaire résultant des mesures sont également déterminés et sont les suivants : masses des pulsars, l'unité étant la masse du Soleil : 1.4408$ \,\pm\,$0.0003;1.3873$ \,\pm\,$0.0003;excentricité : e=0.6171338$ \,\pm\,$0.000004;période orbitale : P=0.322997462727 jour;taux de variation de la période orbitale : dP/dt=(-2.4211$ \,\pm\,$0.0014)x10$ ^{-12}$ s/s.

Le calcul du taux de variation de la période orbitale en partant de la théorie de la relativité générale conduit à des valeurs très préciséement égales à celles observées. La figure 5.1 porte en ordonnées les variations cumulées, en secondes, des dates correspondant au périastre, c'est-à-dire au point le plus proche entre les deux pulsars. La parabole en trait plein est celle calculée à partir de la relativité générale et les points sont les mesures. Dans beaucoup de cas, les incertitudes sur les mesures sont inférieures à la largeur de la ligne en trait plein. L'absence des mesures aux alentours de l'année 1995 est due aux travaux d'amélioration des performances du radiotélescope.

Figure 5.1
\includegraphics[width=70mm height=64mm]{fig9.eps}

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